簡介
超新星遺蹟著名的蟹狀星雲就是超新星的遺蹟。產生這個星雲的超新星爆發於1054年，當時看到的人很多，並被中國古代的天文學家記載下來。
超新星爆發時﹐星的外層向周圍空間迅猛地拋出大量物質﹐這些物質在膨脹過程中和星際物質互相作用﹐形成絲狀氣體雲和氣殼﹐遺留在空間﹐成為非熱射電源﹐這就是超新星遺蹟。
星的殘骸可演化為中子星或白矮星。1976年D.H.克拉克等所列的射電源表中有120個超新星遺蹟﹐絕大部分是銀河系內的射電源。
白矮星-內部結構模型圖 
中子星-內部結構模型圖 光學特徵
大多數超新星遺蹟具有絲狀的亮雲或殼層。根據自行和視向速度得知﹐絲狀物都沿徑向向外膨脹﹐不同的絲狀物有不同的膨脹速度﹐例如仙后座A內就有快速運動(6﹐000公里/秒)和慢速運動(30公里/秒)的絲狀物。觀測絲狀物的光譜可得到其密度﹑溫度和化學組成等資料。
射電特徵
各種射電波段上的亮溫度分布觀測表明﹐超新星遺蹟都具有殼層結構﹐即源的外層輻射強﹐向內迅速減弱。普遍認為其輻射性質是相對論性電子的同步加速輻射。1960年﹐什克洛夫斯基首先根據這種非熱輻射機制指出﹐超新星遺蹟的表面亮度Σ 和直徑d 間存在著Σ d 的演化關係( 是負值常數﹐有人取為-4.0)﹐並準確地預言了仙后座A射電源流量密度隨時間遞減的規律。超新星遺蹟的輻射是偏振的﹐但偏振度不大﹐對應的磁場強度一般在10～10高斯的量級上。表徵射電流量密度S 隨頻率變化S的射電頻譜指數α 一般在 0.12～0.8之間﹐平均為0.5。
動力學演化
一般都採用沃爾哲的流體動力學模型﹐它分為四個階段﹕
自由膨脹相﹕這是初始階段﹐超新星拋出殼層的質量M 遠大於它膨脹時衝擊波所掃過的星際物質的質量﹐拋出殼層勻速向外膨脹﹐星際物質被壓縮﹐溫度升高。絕熱相﹔
當M <<時﹐衝擊波絕熱地向外擴張﹐輻射損失可以忽略﹐系統的能量守恆。衝擊波及其後面氣體的運動規律﹐可用流體力學中著名的謝多夫相似解來描述。輻射損失的能量大於超新星爆發初始能量的一半時﹐即進入輻射相。此時﹐輻射損失已變為主要的﹐氣體迅速冷卻﹐但仍假定氣體的徑向動量守恆。
消失相﹕這是超新星遺蹟的消失階段﹐氣體膨脹速度已經很小﹐當速度降到和星際氣體的不規則速度同量級(10公里/秒)時﹐就消失於星際物質之中。目前所發現的超新星遺蹟絕大部分是處於絕熱相階段﹐而處於後兩個階段的遺蹟還未發現。
分布特點
統計表明﹐從銀心到26﹐000光年以內﹐線直徑小於98光年的超新星遺蹟面密度近似一常數(每千萬平方光年約0.5個)。離銀心26﹐000光年以外﹐其面密度迅速下降﹔到33﹐000光年時﹐下降到上述常數值的一半。
超新星遺蹟迄今研究得最詳細的超新星遺蹟是蟹狀星雲。
中國對超新星遺蹟的觀測
距離地球約1萬光年、延展直徑約180光年的一個新的弱射電超新星遺蹟最近被中科院國家天文台研究人員發現。這個天體被命名為SNR G108.2—0.6，是迄今為止已知射電錶面亮度最弱的6顆遺蹟之一，這也是我國學者首次發現此類天體。
儘管我國古代有許多著名的超新星觀測記錄，但是對於更早於人類有文字記錄歷史而發生的超新星事件，只有通過光學波段以外手段，探測超新星遺蹟來發現。
為了證實此項發現，國家天文台研究人員通過國際合作，使用了高解析度和靈敏度的新的國際銀道面射電巡天觀測數據，並結合紅外、光學和X射線等多波段天文數據進行了分析驗證。
超新星遺蹟具有極其重要的研究價值。它很可能是銀河系中神秘的超高能宇宙射線的起源地，它常與銀河系中孕育新恆星的大質量星雲相關，並與宇宙中非常奇妙的天體脈衝星／中子星有緊密的物理聯繫，同時它還是研究銀河系演化必不可少的對象。當前，關於超新星遺蹟數量，實際觀測和理論預測有非常大的差距，這種差距，也引起天文物理學家們極大的探索興趣。
